Eddingtonin raja

Wikipedia
Loikkaa: valikkoon, hakuun
Eta Carinae tähdestä purkautuu kaasua, koska se on Eddingtonin rajaa kirkkaampi.

Eddingtonin raja on raja-arvo tähden kirkkaudelle, jota kirkkaamman tähden pinnalta purkautuu kaasua ulos säteilypaineen vaikutuksesta.[1] Säteily syntyy tähden sisällä tai tiiviin tähden pinnalle putoavan kaasun kitkakuumennuksesta. Eddingtonin raja määrää tähtien maksimimassan, jonka on ajateltu olevan 130 auringon massaa.[2] Suuren Magellanin pilven tähti R136a1 on kuitenkin tulkittu massaltaan jopa 300 Auringon massaa vastaavaksi.[3]

Kun johonkin tiiviiseen tähteen putoaa kaasua, kaasu säteilee energiaa, koska sen potentiaalienergia muuttuu kaasun sisäisen kitkan takia lämmöksi ja säteilyksi. Mitä suurempi massavirta tähden pinnalle putoaa ulkopuolelta, sitä voimakkaammin tähti säteilee. Toisaalta tiedetään, että hyvin kirkkaan ja kuuman "normaalin" tähden säteilypaine puhaltaa kaasua ulos tähdestä. Hyvin kuumat ja massiiviset tähdet ovat epävakaita säteilynpaineen takia, ne pyrkivät "kiehumaan yli". Eddingtonin rajaa suurempi massavirta tiiviin tähden pinnalle on mahdoton, koska massavirran pudotessa tähden pinnalle vapautuva säteily puhaltaa kaasun ulos.

Lähteet[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]

  1. The Eddington Limit Chiba University. Viitattu 20.12.2012.
  2. Hale Bradt: Astrophysics Processes: The Physics of Astronomical Phenomena, s. 76. CUP, 2008. ISBN 9780521846561. Google books (viitattu 20.12.2012).
  3. R136a1 -Frequently Asked Questions University of Sheffield. Viitattu 20.12.2012.